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Viernes, 01 de abril de 2005
J?piter es el cuarto objeto m?s brillante del cielo (tras el Sol, la Luna y Venus; a veces Marte tambi?n es m?s brillante). Se conoce desde tiempos prehist?ricos. El descubrimiento en 1610 por parte de Galileo de las cuatro lunas principales de J?piter: Io, Europa, Ganimedes y Calisto (conocidas tambien como los sat?lites Galileanos) fu? el primer descubrimiento de un centro de movimientos aparentemente no centrado en la Tierra. Fu? un punto a favor de la teor?a helioc?ntrica de Cop?rnico sobre el movimiento de los planetas; El apoyo declarado de Galileo a la teor?a de Cop?rnico le supuso el arresto por parte de la Inquisici?n. Fu? forzado a renegar de sus creencias y arrestado en su casa por el resto de su vida.

J?piter fu? visitado por primera vez por el Pioneer 10 en 1973 y posteriormente por los Pioneer 11, Voyager 1, Voyager 2 y Ulysses. La astronave Galileo est? en ?rbita actualmente alrededor de J?piter y enviar? datos desde all? durante los dos pr?ximos a?os.

Los planetas gaseosos no tienen superficies s?lidas, sencillamente su materia gaseosa se hace m?s densa con la profundidad (el radio y el di?metro indicados para estos planetas se refieren al nivel correspondiente a una presi?n de 1 atm?sfera). Lo que vemos al mirar a estos planetas es la parte superior de las nubes m?s altas de su atm?sfera (ligeramente por encima del nivel de 1 atm?sfera de presi?n).

J?piter tiene un 90% de hidr?geno y un 10% de helio (en n?mero de ?tomos, ? un 75/25% en masa) con restos de metano, agua, amoniaco y "rocas". Lo cual se parece bastante a la composici?n de la Nebulosa Solar a partir de la que se form? el sistema solar. Saturno tiene una composici?n parecida, pero Urano y Neptuno tienen mucho menos hidr?geno y helio.

Nuestro conocimiento del interior de J?piter (y los dem?s gigantes gaseosos) es, en gran parte, indirecto y parece que permanecer? as? por alg?n tiempo. (Los datos de la sonda atmosf?rica de la Galileo corresponden s?lo a unos 150 km bajo la capa nubosa.)

J?piter probablemente tiene un n?cleo de material rocoso que alcanzar?a unas 10 a 15 masas terrestres.

Sobre el n?cleo descansa la masa principal del planeta en forma de hidr?geno met?lico l?quido. Esta forma ex?tica del m?s com?n de los elementos s?lo es posible a presiones de m?s de 4 millones de bares, tal y como ocurre en el interior de J?piter (y Saturno). El hidr?geno met?lico l?quido consiste en protones y electrones ionizados (como en el interior del Sol pero a una temperatura bastante m?s baja). A la temperatura y presi?n del interior de J?piter el hidr?geno es un ll?quido, no un gas. Es un conductor de la electricidad y la fuente del campo magn?tico de J?piter. Probablemente esta capa tambi?n contiene algo de helio y resto de varios tipos de "Hielos".

La capa m?s externa est? compuesta fundamentalmente de hidr?geno y helio moleculares normales que son l?quidos en profundidad y gaseosos hacia el exterior. La atm?sfera que vemos es s?lo la parte superior de esta gruesa capa. Tambi?n est?n presentes en peque?as cantidades agua, di?xido de carbono, metano y otras mol?culas sencillas.

Se cree que existen tres capas distintas de nubes compuestas de hielo de amoniaco, hidrosulfuro de amonio y una mezcla de hielo y agua. Sin embargo, los resultados preliminares de la sonda de la nave Galileo muestran s?lo ligeras se?ales de nubes (un instrumento parece haber detectado la capa superior mientras que otro parece haber visto la segunda). Pero el punto de inmersi?n (izquierda) era inusual. Las observaciones desde telescopios terrestres y otras recientes observaciones de la Galileo sugieren que el punto de entrada puede muy bien haber resultado uno de las zonas m?s c?lidas y menos nubosas de J?piter en esas fechas.

Datos de la sonda atmosf?rica de la Galileo indican que hay mucha menos agua de lo esperado. Se esperaba que la atm?sfera de J?piter podr?a contener el doble de ox?geno (combinado con hidr?geno para constituir agua). Pero ahora se cree que la cantidad es mucho menor que la del Sol. Tambi?n reslut? sorprendente la elevada temperatura y densidad de las cpas superiores de la atm?sfera.

J?piter y los dem?s planetas gaseosos tiene vientos de elevadas velocidades confinados en anchas bandas de latitudes. Los vientos soplan en direcciones opuestas en bandas contiguas. Las peque?as diferencias de temperatura y composici?n qu?mica entre unas y otras son los responsables de las bandas coloreadas que le dan a J?piter su aspecto caracter?stico. Las bandas de colores p?lidos se llaman zonas; las oscuras cinturones. Hace tiempo que se conoce la existencia de bandas en J?piter, pero los complejos v?rtices de las regiones lim?trofes entre bandas fuer?n observados inicialmente por el Voyager. Los datos de la sonda Galileo indican que los vientos son incluso m?s fuertes de lo esperado (m?s de 600 km/h) y son tan profundos como la sonda fu? capaz de verificar; pueden alcanzar miles de km hacia el interior del planeta. Tambi?n se encontro que la atm?sfera de J?piter es muy turbulenta. Esto indica que los vientos de J?piter son provocados, en gran parte, por el calor interno del planeta m?s que por la acci?n solar como ocurre en la Tierra.

Los vivos colores que muestran las nubes se deben, probablemente, a reacciones qu?micas entre los restos de elementos que hay en la atm?sfera, quiz?s con la ayuda del azufre cuyos compuestos muestran una amplia variedad de colores, pero se desconocen los detalles.

Los colores est?n relacionados con la altura: el azul m?s abajo, seguido por marrones y blancos con el rojo en lo m?s alto. A veces se pueden ver las capas inferiores a trav?s de agujeros en las capas externas.

Desde hace m?s de 300 a?os se puede observar desde la Tierra la Gran Mancha Roja (GRS, Great Read Spot). Su descubrimiento se atribuye normalmente a Cassini, a a Robert Hooke en el siglo XVII. La gran mancha es un ?valo de unos 12.000 por 25.000 km, lo bastante grande como para contener dos Tierras. Otros ?valos similares son visibles desde hace d?cadas. Las observaciones en infrarrojos y la direcci?n de su giro indican que la gran mancha es una regi?n de altas presiones cuyas nubes superiores est?n considerablemente m?s altas y m?s fr?as que las regiones adyacentes. Se han detectado estructuras similares en Saturno y Neptuno. Se desconoce c?mo pueden persistir tales estructuras durante tanto tiempo.

J?piter emite m?s enrg?a al espacio de la que recibe del sol. El interior de J?piter est? caliente: el n?cleo puede estar a m?s de 20.000 K. El calor es generado por el mecanismo de Kelvin-Helmholtz, la paulatina compresi?n gravitacional del planeta. (J?piter NO produce energ?a por fusi?n nuclear como el Sol; es demasiado peque?o y su interior muy fr?o para iniciar reacciones nucleares) El calor interior probablemente produce convecci?n en el interior de las cpas l?quidas de Jupiter y debe ser el responsable de los complejos movimientos que vemos en las capas nubosas. Saturno y Neptuno son parecidos a J?piter en este aspecto, pero, extra?amente, Urano no lo es.

J?piter es casi tan grande en di?metro como un planeta gaseoso pueda ser. Si se le a?adiese m?s material, ser?a comprimido por la graveda de manera que el radio total no aumentar?a apreciablemente. Una estrella puede ser mayor s?lo gracias a su fuente (nuclear) de calor interno. (Pero J?piter tendr?a que ser al menos 80 veces m?s pesado para convertirse en una estrella.)

J?piter tiene un gran campo magn?tico, mucho mayor que el terrestre. Su magnet?sfera se extiende m?s de 650 millones de km (m?s all? de la ?rbita de Saturno). (Advi?rtase que la magnet?sfera de J?piter no es en absoluto esf?rica -- se extiende "solo" unos pocos millones de km en direcci?n hacia el Sol.) Por lo tanto, las lunas de J?piter se encuentran dentro de su magnet?sfera, un hecho que puede explicar en parte la actividad de Io. Desgraciadamente para los futuros viajeros espaciales y los dise?adores de las Voyager y Galileo, el entorno cercanoa J?piter contiene elevados niveles de part?culas energ?ticas atrapadas por el campo magn?tico de J?piter. Esta "radiaci?n" es similar, pero mucho m?s intensa, a la encontrada en los cinturones de Van Allen en la Tierra. Ser?an letales de inmediato para un humano desprotegido.
La sonda atmosf?rica de la Galileo descubri? un nuevo cintur?n de radiaci?nentre los anillos de J?piter y las capas superiores de la atm?sfera. Este nuevo cintur?n es, aproximadamente, 10 veces m?s intenso que los cinturones de Van Allen. Sorprendentemente, se encontr? que este nuevo cintur?n contiene iones de Helio de alta energ?a de origen desconocido.

J?piter tiene anillos como Saturno, pero mucho m?s d?biles y menores (derecha). Resultaron totalmente inesperados y solo fueron descubiertos cuando dos de los cient?ficos del Voyager 1 insitieron en que tras viajar mil millones de km merec?a la pena echar un vistazo y comprobar si exist?a alg?n anillo. El resto del equipo pensaba que la probabilidad de encontrar algo era nula, pero el caso es que all? estaban. Fu? todo un hallazgo. Desde entonces han sido captados en el infra-rojo desde telescopios terrestres y por la Galileo.

Contrariamente a los de Saturno, los anillos de J?piter son oscuros (albedo sobre 0.05). Probablemente est?n compuestos de gr?nulos muy peque?os de material rocoso. Y en contraste con los de Saturno, parece que no contienen hielo.

Las part?culas de los anillos de J?piter no es probable que permanezcan por mucho tiempo en ellos (debido a la resistencia atmosf?rica y magn?tica). La Galileo encontr? clara evidencia de que los anillos son alimentados continuamente por polvo formado por los en?rgicos (a causa del gran campo ravitacional de J?piter) impactos de meteoritos en las cuatro lunas internas. El halo del anillo m?s interno est? ensanchado por la interacci?n con el campo magn?tico de J?piter.

En Julio de 1994, el Cometa Shoemaker-Levy 9 colision? con J?piter con resultados espectaculares (izquierda). Los efectos fueron claramente visibles incluso con telescopios de aficionado. Los restos de la colisi?n se mantuvieron visibles para el HST durante casi un a?o.

Cuando aparece en el cielo nocturno, J?piter suele ser la "estrella" m?s brillante del firmamento (s?lo es superado por Venus, que raramente es visible de noche). Las cuatro lunas galileanas se ven facilmente con binoculares; con un peque?o telescopio astron?mico se pueden observar unas cuantas bandas y la Gran MAncha Roja. Hay varias Web sites que muestran la posici?n actual de J?piter. Se pueden crear cartas detalladas y personalizadas con los programas planetarios tales como Starry Night.

Sat?lites de J?piter

J?piter tiene 16 sat?lites conocidos, las cuatro grandes lunas Galileanas y 12 peque?as.
J?piter se est? frenando muy lentamente debido a las fuerzas de marea que generan los sat?lites galileanos. Igualmente, esas fuerzas est?n cambiando las ?rbitas de los sat?lites, alej?ndolos poco a poco de J?piter.

Io, Europa y Gan?medes est?n sincronizados por las fuerzas de marea en una resonancia orbital 1:2:4 y sus ?rbitas evolucionan unidas. Calisto casi forma parte de esta uni?n. En unos pocos millones de a?os, tambi?n estar? bloqueado, orbitando con un periodo exactamente doble al de Gan?medes y ocho veces el de Io.
Los sat?lites de J?piter han recibido nombres de personajes de la vida de Zeus (fundamentalmente sus amantes).

Distancia Radio Masa
Sat?lite (x1000 km) (km) (kg) Descubridor Fecha
--------- -------- ------ ------- ---------- -----
Metis 128 20 9.56e16 Synnott 1979
Adrastea 129 10 1.91e16 Jewitt 1979
Amalthea 181 98 7.17e18 Barnard 1892
Thebe 222 50 7.77e17 Synnott 1979
Io 422 1815 8.94e22 Galileo 1610
Europa 671 1569 4.80e22 Galileo 1610
Ganimedes 1070 2631 1.48e23 Galileo 1610
Calisto 1883 2400 1.08e23 Galileo 1610
Leda 11094 8 5.68e15 Kowal 1974
Himalia 11480 93 9.56e18 Perrine 1904
Lysithea 11720 18 7.77e16 Nicholson 1938
Elara 11737 38 7.77e17 Perrine 1905
Ananke 21200 15 3.82e16 Nicholson 1951
Carme 22600 20 9.56e16 Nicholson 1938
Pasiphae 23500 25 1.91e17 Melotte 1908
Sinope 23700 18 7.77e16 Nicholson 1914


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